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空间光学望远镜

2021-12-20 10:35| 发布者：Davis| 查看：345| 评论：0|原作者: 小小光08

摘要：空间光学望远镜是相对于地面望远镜具有无大气干扰和天气限制等优势的天文观测工具。其中包括了哈勃望远镜、韦伯望远镜等多个不同波段的望远镜，以及X射线掠射望远镜、可见光红外望远镜和射电波天文望远镜等不同类型。空间望远镜的制造和维修费用昂贵，但其成像质量相对稳定且高精度，在天文学研究中扮演重要角色。

空间天文望远镜是从球载和机载望远镜逐步发展起来的，它们相对于地面望远镜有明显的优点。

这些优点是：

（1）没有因大气吸收所带来的观测频段限制；

（2）没有大气宁静度和其他因素的影响；

（3）没有天气和气象条件的影响；

（4）没有白天和黑暗的循环；

（5）可以工作在电磁波的几乎全部频段，仅有的限制是星际介质对极紫外（91.2 nm到10～1 nm）的吸收以及星际介质和行星际介质对部分射电波的吸收。

图1：空间天文望远镜

探测电磁波频率的空间天文望远镜有三大类：极高频率的γ射线和X射线的天文望远镜，中间波段的可见光、紫外和红外望远镜以及很低频率的射电波天文望远镜。

在极高频段，爱因斯坦卫星是一个重要的空间项目，它带有X射线掠射望远镜。钱德拉（AXAF）和牛顿（XMM）也是十分重要的天文卫星。

在中间波段的光学、红外波和毫米波段，哈勃望远镜是一个十分成功的空间望远镜，它有很高的指向精度和角分辨率。韦伯望远镜将是下一代空间红外望远镜，预计它的发射时间是2021年底。

1.哈勃空间望远镜

迄今最重要的空间望远镜就是美国发射的2.4米哈勃（Hubble）空间望远镜。

这台空间望远镜的研究工作开始于二十世纪六十年代，由美国国家航空和空间局（NASA）主持。因为这台望远镜可以放置在空间轨道上，也可以放置在月球表面，所以被称为大型空间望远镜（LST）。

起初它的口径没有确定。很快波音公司研制了一个3米口径的望远镜镜筒。1968年美国国家科学院正式批准空间望远镜的研究。1975年由于造价考虑，最后确定望远镜的口径为2.4米。当时3米望远镜造价估计为3.34亿美元，2.4米为2.73亿美元，而1.8米为2.59亿美元。1977年美国国会批准了空间望远镜的工程计划。这时2.4米望远镜的造价已经变成4.25亿至4.75亿美元。同年欧洲航天局（ESA）正式参加这一工程，欧洲航天局承担百分之十五的费用。

随着工程的进展，望远镜的造价也不断升高，到1985年工程造价达到11.75亿美元。1986年口径2.4米的空间望远镜已经建成，这时造价达到16亿美元。因为1986年初航天飞船的爆炸事件，空间望远镜推迟了送入轨道的时间。1990年空间望远镜正式通过航天飞船升空，这时总造价是23.5亿美元，空间望远镜是一个造价极其昂贵的工程。

空间望远镜的维修和运行费用也很昂贵，1993年空间望远镜进行了第一次空中维修，仅这一次就耗资10亿美元。哈勃望远镜是唯一一台进行过空中维修的空间望远镜，它的日常维修费用是每年2.3亿美元以上。

空间望远镜的光学镜面是由帕金爱马（Perkin-Elmer）公司制造的。当时该公司以0.6亿和0.95亿美元的低标获得副镜和主镜合同。1984年该公司完成了这两个光学镜面，并声称其质量已经超出合同要求，同时提交了一份高达3亿美元的账单。然而帕金爱马公司在主镜的加工过程中省掉了一项极为关键的主副镜联合光学检验，仅采用单个镜面的补偿检验方法。在主镜的补偿检验中，技术人员放置补偿镜中的小透镜时，引入了一个1.3毫米的位置误差。这个误差使主镜的外边缘产生了过度加工，引起了严重的球差。正是这个关键光学部件使得空间望远镜发射后的像质受到了严重影响。这就形成了空间望远镜发射以后像质模糊的事故。

在空间望远镜发射后不久，就成立了一个专门调查和处理望远镜球差问题的专家小组。1993年在对空间望远镜进行维修的时候，专门加上了一个补偿望远镜球差的光学系统，在这次维修中还更新了不断振动的太阳能帆板，更新了望远镜上的陀螺仪。以后又三次对这台空间望远镜进行了维修工作，一次是1997年，一次是1999年，最后一次是2002年。在这些维修活动中更换了三个指向陀螺仪，安装了焦点仪器，并且安装了致冷系统。

图2：哈勃空间望远镜的主镜的蜂窝形三明治结构

哈勃空间望远镜主镜口径为2.4米，质量为829千克，主镜是由薄熔融石英板构成的蜂窝形三明治结构。整个主镜由上、下表面，内、外环表面和内部芯格构成，如图2所示。主镜在高温下熔接而成，是一个质量相对比较轻，强度很高，稳定性非常好的结构。主镜的厚度是46厘米，单位面积比重为180kg/m²。相应的，整个望远镜的体积是4.3m×4.3m×13.2m，质量是11.11吨。当时发射这台望远镜的航天飞船的容积是4.6m×4.6m×18.3m，载质量是16吨。空间望远镜主镜加工是在气垫支承下进行的，镜面的均方根误差是6.3纳米。由于气垫提供很均匀的支承力，所以镜面加工状态和在空间无重力状态下十分相似。主镜镜面使用了反射率极高的铝镁氟化物镀层，氟化镁对大气上层的原子氧不产生化学反应。哈勃望远镜的主镜造价相当于2008年的$12M/m²。

哈勃空间望远镜在轨道上运行，它的主镜处于失重状态，不受重力的影响，不需要特别的支承结构，其主镜由边缘三点定位并实现支承。在主镜背面还安装了24个试图改变镜面形状的压电晶体主动调节装置，这些主动调节装置均安装在有弹性的镜室支承板上。但是遗憾的是，在无重力的条件下，这些主动调节装置只能产生约4500克的推力，实际上并不能改变这块强度很高的三明治镜面的形状。

哈勃空间望远镜的主镜室由金属钛制成。金属钛强度高、热膨胀系数较低。在设计空间望远镜主镜室同时要考虑到主镜在有重力和产生振动情况下的受力情况。空间望远镜的主镜室是一个双层结构，其上层比较软，以保证在无重力的条件下主镜的支承，下层则刚度很高，用于在有重力和振动情况下的主镜支承。

哈勃空间望远镜的镜筒结构是由碳纤维合成材料制成的，如图3所示。

图3：哈勃空间望远镜的结构

碳纤维合成材料的主要特点是热膨胀系数极低，强度极高。它的热膨胀系数有很强的方向性，在纤维方向上其值一般在零附近，甚至是负值，但是在垂直于纤维的方向上其膨胀率一般很大。对于环形的碳纤维复合材料结构，纤维分布垂直于光轴，其在轴向的膨胀系数比较大。

在空间望远镜镜筒设计中为了克服这个问题，采用了优化措施，选用了膨胀系数为负值的轴向杆件，基本实现了整个结构的零膨胀系数。

哈勃空间望远镜的镜筒共有三层人字架，在第一层人字架中，轴向碳纤维杆的膨胀系数为－0.006至0.04ppm（ppm表示百万分之一）。在第二层人字架中，碳纤维杆的膨胀系数为－0.01至0.056ppm。在第三层人字架中，碳纤维杆的膨胀系数为－0.02至0.14ppm。

除了镜筒结构是由碳纤维合成材料制成外，哈勃空间望远镜的所有仪器的光学平台均由碳纤维合成材料制成。在这些碳纤维结构中大量采用了类似中国木结构中榫头的连接方式，利用碳纤维合成材料板作为主要的构件原料。因为在碳纤维结构中不同方向上有不同的膨胀系数，所以除非是对称的碳纤维平板，它们的形状稳定性都很差。使用榫头的连接方式和形状稳定的碳纤维板作为结构件，这样整个结构就有很好的尺寸稳定性。

在切割碳纤维平板时，一般采用数控高压水枪，以保证切缝形状和尺寸精度。

哈勃空间望远镜的姿态控制包括六个速率陀螺仪，两个星跟踪器和一个干涉导星装置。这个导星装置可以达到0.007角秒的指向和定位精度，从而保证空间望远镜极高的分辨本领。和地面光学望远镜不同，为了保护灵敏度极高的接收装置，空间望远镜采用了较长的封闭式镜筒。在镜筒的内壁设有一系列的挡光隔板，并且安装有自动开关的望远镜镜盖。望远镜的外部是多层高效镀铝薄膜式的绝热材料，每层薄膜之间都有隔离用的尼龙丝网。

望远镜能源供应由两片2400瓦的太阳能电池片组成。所有控制，导星系统都准备了备用部件，在空间望远镜中为了适应各种天文观测的需要，配备了各种各样的接收仪器，这些仪器在一定的时间周期内可以方便地进行更换。目前配备的仪器有大视场行星照相机，暗弱目标光谱仪，高分辨率光谱仪，高速光度计和暗弱目标照相机。

在哈勃空间望远镜全部太阳能电池展开后，太阳能电池板的尺寸为2.3米×11.8米。

为了空间望远镜的维修和保养，哈勃望远镜位于航天飞机可以到达的近地轨道。哈勃望远镜是迄今为止唯一一台由宇航员维修更新过的空间天文望远镜。也正是因为这个原因，哈勃望远镜位于温暖的地球附近，这不但使望远镜的长时间曝光产生困难，同时也使得望远镜的红外性能受到了严重影响。

哈勃空间望远镜的造价大概是地面同口径光学望远镜造价的几十倍。然而，由于它具有极高的分辨本领和探测暗弱星等的能力（较地面望远镜这种能力大约提高了100倍），所以它可以在天文学领域提供不可比拟的信息量。

2.依巴谷天体测量卫星

依巴谷天体测量卫星，它的正式名字是高精度天体自行测量卫星（HighPrecision Parallax Collecting Satellite）。这台望远镜是用于精确确定恒星位置、运动和距离的天体测量仪器。这是一台欧洲空间局设计制造的仪器，其口径为29厘米，焦距为1.4米，也是一台施密特望远镜。这台望远镜于1989年8月发射升空，到1993年8月结束天文观测。

图4：依巴谷天体测量卫星的结构

这台光学望远镜有一个分裂的，成29度夹角的反射式改正镜，可以同时观测两个不同的天区范围，使相距58度天区的星同时成像在一个视场之内。在改正镜之后是折叠反射镜，通过折叠反射镜，光线进入球面主镜，成像在焦面光栅上，如图4所示。这台施密特望远镜的视场角为1平方度。视场之内两个星之间的实际张角就等于两个恒星星像之间的张角减去两部分主镜视场之间的角度。在它的视场上，使用了一种周期为1.208角秒，即8.2微米的，共2688组明暗相间的光栅板来对星光进行调制。用这种方法进行天体测量需要对大量的星进行重复测量，使得星的相互位置形成一个网络，从而用数学迭代方法来确定每个星的位置。这种方法所预期获得的位置精度达到0.002角秒，最后所获得的精度达到0.001角秒。

依巴谷卫星总质量为1.14吨。

图5：依巴谷天体测量卫星的光学系统

依巴谷卫星计划在地球同步轨道上运行，但是由于发射中的故障，近地点的推力火箭点火失败，使最后的椭圆形轨道的近地点只有500千米。这种椭圆形轨道使望远镜效率受到影响，这些影响包括大气层阻力、地球热辐射、范艾伦带辐射、不连续太阳能供应以及中断的地面联系。尽管如此，依巴谷卫星仍然对120000颗恒星进行了精确测定，测定位置精度达到1毫角秒，光度精度达到0.0015星等。它的成果将为一整代天文学家所应用。依巴谷星表，如图6所示。

图6：依巴谷星表

3.开普勒空间望远镜

2009年美国航空航天局又发射了一台专门探测地外行星的空间望远镜，这就是口径0.95米，造价6亿美元的开普勒空间望远镜，如图7所示。这台望远镜同样是一台施密特望远镜，其球面主镜为1.4米的蜂窝镜面。

开普勒望远镜通过不断地对恒星进行观察，从而发现恒星表面的光度变化，来确定恒星系统内是否存在地外行星。

图7：开普勒空间望远镜的结构安排

开普勒望远镜一直工作到2018年，截至任务终止时共发现了超过2600颗地外行星。

图8：开普勒空间望远镜的主要成就

4.盖亚空间望远镜

2013年欧洲航天局又发射了一台天体测量望远镜，称为盖亚（Gaia）天体测量卫星。1994年早期卫星全称为“天体物理全天区天体测量干涉仪（GlobalAstrometric interferometer for Astrophysics，Gaia）”，以后这台望远镜并没有采用天文干涉仪的结构。它完全继承了依巴谷天体测量卫星的传统，采用了含有两个分离很大角度的主镜镜面，同时观察角度相距很远的两个天区，以获得高精度的天体位置。

这台仪器围绕着与两个分离天区面相垂直的轴线快速转动，同时这个转动轴在其他方向也缓慢地移动，以获得天体在两个方向上的高精度的位置信息。

这台望远镜是一个三镜面的消球差和彗差的系统，它将对所有20等以下的恒星位置、距离、空间运动和其他物理特性进行观察，获得这些恒星空间运动的三维分布。它的位置测量精度达到百万分之一角秒，距离精度达到百分之一以上，从而为恒星的形成和演化研究提供了大量的分类信息。

这台望远镜在确定天体位置的时候，采用了一种天体测量全天区迭代解（Astrometric Global Iterative Solution，AGIS）的方法。这种方法的重要特点是具有全天区特性的解，它通过单一方程来控制全天区的特征值：（a）目标值的子集；（b）望远镜在天区的实时指向；（c）仪器常数的修正。这种方法所产生的方程组非常巨大，所以只能采用迭代求解的方法。

在扫描天区的时候，实际上获得的是沿着两个固定分离角度（106.5度）的天区方向（AL轴线方向）的像元流，它可以转换成观测时的时间tobs。观测时的时间是一个设定的参数，它是接收机内CCD中间一条线所对应的时间。在和AL轴线相垂直的AC轴上，同样有一个坐标。两个坐标上的角度值决定了天体相对于卫星坐标系的方向。观测中线的坐标可以用AC轴上的坐标值来描述。

在另一方面，特定的天体目标可以由天文参数和望远镜在该时刻的姿态来获得。这种计算牵涉天文参数的广义相对论的模型到洛伦兹参考系的运动方向，以及参考系姿态的空间转动。

盖亚天体测量卫星的外形就像一顶尺寸很大的圆柱形礼帽，如图6所示，它运行在远离地球一百五十万千米外的，温度环境十分稳定的拉格朗日L2点上。它的光学系统要求很高，尺寸很大，达到3米，它对于长达几个小时的、幅度很小（即使为千分之一度）的温度变化十分敏感。

图9：盖亚空间望远镜的结构安排

这台空间望远镜的光学镜面全部是由碳化硅材料制成，镜面安装在环形支架之上。它的光学系统包括两个望远镜，如图10所示，主镜尺寸是1.45米×0.5米，焦距是35米。每个系统包括6个镜面，第4个镜面是光束叠加镜面，第5个和第6个是共同合用的反射镜面。

图10：盖亚空间望远镜光学系统的结构和安排

这是一台扫描仪器，恒星以恒定的速度（每秒60角秒）通过焦平面上，两组望远镜共同使用一个焦面，而焦平面上的CCD是采用时间延迟积分的形式来读出数据的。

图11：盖亚空间望远镜观测到的18亿颗恒星的总密度

盖亚太空望远镜的寿命受推进器喷射的氮储存量，当燃料储备耗尽时，其任务使命将终结，该望远镜预计工作到2024年。

5.赫歇尔空间望远镜

赫歇尔以英国天文学家威廉·赫歇尔的名字命名，是一台大型远红外线望远镜。

赫歇尔望远镜造价10亿欧元，于2009年5月14日欧洲航天局两颗科学探测卫星赫歇尔和普朗克搭乘欧洲阿丽亚娜5－ECA型火箭，从法属圭亚那库鲁航天中心发射升空。

图12：赫歇尔空间望远镜概念图

赫歇尔望远镜宽4米，高7.5米，是迄今为止人类发射的最大远红外线望远镜。赫歇尔望远镜的镜面直径比哈勃太空望远镜大，对波长较长的光线极为敏感，即远红外线和波长小于1毫米的光线。光电阵列和射谱仪可以覆盖较短的光谱，而成像光谱与测光仪则用于捕捉较长的光谱。在舱门打开以后，光电阵列和射谱仪可以立即对宇宙展开探索，而成像光谱与测光仪只有到2013年6月16日才开始展开首次观测，其探测目标可能包括太阳系中的天体以及远距离目标。

赫歇尔则可以凭借尖端的仪器，探测到更多远红外线范围内的宇宙星体，包括银河系内和银河系之外的星体。此外，它还能够对宇宙尘埃和气体进行观测，探索银河系之外恒星的形成，发现宇宙形成的奥秘。

通过红外线波谱，赫歇尔望远镜提供了一个广泛观测宇宙的“透明窗口”，将能更好地探测宇宙中未曾观测到的物质。

为了最大程度降低太阳辐射带来的温控影响，赫歇尔望远镜发射后，经过大约60天的调整，于2009年7月份最终抵达距离地球大约150万公里的日地第二拉格朗日点（L2），沿利萨如轨道运行。

图13：赫歇尔望远镜运行在日地L2点

图14：赫歇尔望远镜轨道示意图

但是光这样还不够，因为红外望远镜的设备必须在接近绝对零度的环境下工作：探测器本身所产生的额外热辐射同样会对信号产生干扰。要想达到这一目的，赫歇尔望远镜还携带了约2000升超流液氦作为冷却剂，在任务运行过程中，超流液氦将通过缓慢挥发的方式带走热量，从而保证仪器的低温环境。

在太空运行3年多之后，赫歇尔望远镜携带的冷却剂逐渐耗尽，望远镜的设备温度开始回升，此时观测就已经无法正常开展。2013年6月17日，欧洲空间局正式决定，赫歇尔望远镜任务结束。

虽然赫歇尔空间天文台的观测生涯已经结束，但它采集的大量数据仍将带来众多的科学进展。天文学家将继续检视它拍摄的大量图片，在很长的一段时间里，这些图片仍将带来许多重要的发现。

6.斯皮策太空望远镜

斯皮策太空望远镜（SpitzerSpace Telescope，缩写为SST）由美国国家航空航天局于2003年8月发射，是人类送入太空的最大的红外望远镜，也是大型轨道天文台计划的最后一台空间望远镜。

图15：斯皮策太空望远镜概念图

斯皮策太空望远镜的命名是为了纪念天体物理学家—莱曼·斯皮策。他在20世纪60年代首先提出把望远镜放入太空以消除地球大气层遮蔽效应的建议，这直接造就了哈勃太空望远镜的诞生。

斯皮策太空望远镜是第一台与地球同步运行的太空望远镜，它的轨道也非常独特，是躲在地球的后面，与地球保持同样的角速度绕太阳旋转。这个轨道可使望远镜免受太阳的直接照射，等于给望远镜提供了一个天然的冷却源，这样就可以少带一些液氦，不仅减轻了望远镜自身的重量，同时也节省了资金。

斯皮策则以观测天体红外波段为主，斯皮策的红外探测灵敏度极高，波长在3微米至180微米之间的红外辐射都能尽收“眼”底。而这个波段因其范围内的辐射抵达地面时会被地球大气层阻挡，一向是地面望远镜的“盲区”。因此斯皮策能探测到宇宙中那些难以感知到的天体，比如一些暗淡的小型恒星。与光学天文观测设备相比，斯皮策的红外之“眼”能够穿透尘埃、气体，看到其背后隐藏的无限奥秘。

斯皮策空间望远镜总长约4.45米，重量为950千克，主镜口径为85厘米，用铍制作。除此之外还有3台观测仪器，分别为：

A、红外阵列相机（IRAC），大小为256×256像素，工作在3.6、4.5、5.8和8微米4个波段。

B、红外摄谱仪（IRS），由4个模块组成，分别工作在5.3-14微米（低分辨率）、10-19.5微米（高分辨率）、14-40微米（低分辨率）和19-37微米（高分辨率）。

C、多波段成像光度计（MIPS），工作在远红外波段，由3个探测器阵列组成，大小分别为128×128像素（24微米）、32×32像素（70微米）和2×20像素（160微米）。

D、为避免望远镜本身发出的红外线干扰，主镜温度冷却到了5.5K。望远镜本身还装有一个保护罩，为的是避免太阳和地球发出的红外线干扰。

E、银盘上充满了大量的尘埃和气体，阻挡了可见光，因此在地球上无法直接用光学望远镜观测到银河系中心附近的区域。红外线的波长比可见光长，能够穿透密集的尘埃，因此红外观测能够帮助人们了解银河系的核心、恒星形成，以及太阳系外行星系统。

由于采用了大型红外探测器阵列技术，这个价值约12亿美元的太空红外望远镜可以将观测范围扩展上百万倍，甚至能够穿越气团和尘埃去分析恒星的诞生和死亡，帮助科学家揭开未知天体的神秘面纱，推算了解宇宙早期的模样。

在经历了16年令人惊叹的图像和科学发现之后，斯皮策太空望远镜任务于2020年1月30日退役。

7.韦伯空间望远镜

6.5米韦伯空间红外望远镜（JWST）是美国继哈勃空间望远镜后的又一个大型空间望远镜工程。

图16：韦伯太空望远镜概念图

韦伯望远镜的设计开始于1996年，原来的目标是一个测量高红移量的仪器（High Z machine）。在此期间，美国航天航空局全面实行“又快、又好、又省”的工程管理原则。

哈勃空间望远镜的观测能力是可以看到大爆炸后8亿年所诞生的天体，而韦伯望远镜则可以看到大爆炸后2.5亿年所诞生的天体。在这一天文目标的影响之下，2002年韦伯空间望远镜工程正式启动。

图17：韦伯太空望远镜的拼合镜面

早期这台望远镜的口径仅为4米。由于种种原因，望远镜工程不断推迟，原来预计的发射时间是2012年，现在已经推迟到2021年底发射升空。随着时间推移，韦伯望远镜的各项指标也已经完全确定。这是一台口径6.5米的拼合镜面红外望远镜，它的波阵面总误差是40纳米，预期工作时间为5～8年。工程早期成本预算为5亿美元，目前它的成本预算已达87亿美元，甚至可能达到100亿美元。

图18：韦伯空间光学望远镜的轨道位置示意图

图19：韦伯空间光学望远镜的轨道位置示意图

韦伯空间光学望远镜的工作波长为0.6μm到28.5μm。它的轨道位置是在太阳与地球连线之外的拉格朗日点L2上。该点与地球距离为1.5×10⁶千米，这台望远镜与地面的数据通信不存在任何问题。在这个拉格朗日点上，韦伯空间望远镜和地球的距离很远，而且距离几乎保持不变，所以可以用一面简单的多层太阳挡光板来避开太阳、地球和月球的强光，以降低望远镜本体的温度。韦伯空间红外望远镜可以保持在很低40K～60K的温度环境中工作。

望远镜的挡光板宽12.2米，长18米，它共有5层，由聚酰亚胺薄膜构成，薄膜的一面镀有铝膜，另一面镀有硅树脂材料。因为在轨道上望远镜与太阳的距离恒定，所以望远镜的太阳能的供应将十分稳定。

在韦伯空间望远镜中它的主镜则是新一代的薄壁加强筋结构、自适应调整的拼合镜面。镜面单位面积质量为每平方米10到15千克。这个质量包括了各子镜面的支承结构和触动器的质量。也就是说，这个6.5米主镜的质量要比2.4米哈勃望远镜的主镜质量轻十倍以上。镜面的表面误差在24纳米左右，可以保证在波长2微米时达到衍射极限。

韦伯空间望远镜的设计受到了发射火箭负载仓的体积限制，研究表明，至少在十多年的期间内，单镜面的4米望远镜可以放置在一个5米直径的火箭负载仓内发射。但即使可以设计一个6米直径的火箭负载仓，也需要在火箭技术上进行相当大的投资。所以任何大于4米口径的空间望远镜，就只能采用拼合镜面的方法。幸运的是因为韦伯空间望远镜并不是一台日冕仪，日冕仪需要使用单块的主镜。且拼合镜面的点分布函数对韦伯望远镜的影响很小，所以它可以使用拼合镜面。各个子镜面在发射时可以像花瓣一样折叠在火箭负载仓内，发射以后所有镜面逐步展开，再拼合成为一个口径大的主镜面。

为了降低韦伯望远镜单位面积的镜面质量（目标为15kg/m2），在镜面研究中，对低膨胀、比重小的碳纤维材料和铍材料都进行了研究。碳纤维材料可以构成强度高的双层三明治结构。碳纤维材料从常温降低到40至60K绝对温度时具有最小的体积收缩率，图20列出了不同材料从常温到绝对零度所引起的收缩率。

图20：不同材料从常温到绝对零度所引起的收缩率

不过碳纤维制成的光学镜面在尺寸上仍然有很大限制。1987年美国发射了一个直径4.5米、由7面碳纤维复合子镜面组成的空间射电天线，所获得的天线精度只有0.4毫米，它的最短工作波长仅仅为5毫米。在这个天线中，各个子镜面之间的相对位置精度只有16微米。近年来，碳纤维的复制技术有了很大改进。复制的镜面已经用于光学波段，不过这些镜面的最大尺寸仅为1.5米。另外碳纤维复合镜面在空间条件，特别是低温条件下的长期稳定性依然没有得到实验证实，距离下一代空间望远镜的要求还相差很远。

图21：一种韦伯空间望远镜的主镜设计方案

在韦伯望远镜的研究过程中，一个可能的替代方案是结合薄的玻璃镜面和轻的碳纤维材料支承结构。这就是亚利桑那大学的镜面研究方案，如图21所示。它包括很薄的玻璃表面和很强固的碳纤维材料底板。非常薄的玻璃是这样加工的：首先将两块玻璃用沥青材料黏合在一起进行加工，使其中的一块成为非常薄的镜面，然后利用温升使薄镜面分离。镜面的表面形状是由一个个的触动器来控制的。镜面直径2米，厚度2毫米，在重力作用下，镜面表面在触动器的周围有变形。但是在减去镜面自重后，镜面形状十分平坦，因此这种镜面可以用于空间望远镜中。但是应用这种方法，质量是一个问题。另外的问题是镜面精度，拼合镜面各镜面的曲率半径的误差要求很高，不超过25微米，对于在50K温度下工作的望远镜来说，这是十分严格的要求。因为镜面是在常温下加工的，假设加工的镜面完全相同，材料性质的微小差别就会引起很大的曲率半径的误差。为了使镜面的形状达到误差要求，主动镜面控制是不可避免的。研究还表明这种镜面的复杂程度和它的大小及其单位面积质量直接相关。一个2米试验镜用了50个触动器，那么6.5米的镜面则需要有十倍数量的触动器。

金属铍是空间镜面的候选材料。这是一种加工时有毒的材料，铍是唯一与陶瓷材料性能相似的金属，它比玻璃硬，比金属铝轻。它的密度为1850kg/m³，熔点是1285度。比热是每千克每开1925焦耳，导热率是每米每开216瓦特，热膨胀系数是11.4ppm。光学反射率是50％，紫外反射率是55％，红外反射率（10.6微米）是98％。

图22金属铍的热膨胀系数曲线

图22是铍在不同温度时的热膨胀系数曲线。这种材料对X射线的透过率是同样厚度铝材的17倍，所以它常在医疗和分析仪器中作为X射线窗口材料。铍作为主镜材料已经成功的应用到空间红外望远镜（SIRTF）和其他空间仪器中。空间红外望远镜主镜直径为0.85m，呈凹面形。这面铍镜已经在氦和氮的液态温度下进行了测量，测试结果显示，主镜的面形误差在低温环境下具有很好的重复性，所以可以获得面形的不同于室温的低温测量图。低温时面形的校正因此可以在室温下进行。

测试结果显示在100K温度以下，铍镜与铝的热膨胀系数近乎相同，在超过这个温度范围时它们之间的变化量也非常小。这样能够在较低成本的液氮温度下获得大部分相关铍镜的测试信息，而不需要多次进行高成本的液氦温度下的测量。目前，铍已经被确定为韦伯望远镜的主镜材料。

铍镜由于在熔炼过程中强度会遭到破坏而不能被铸造，但是铍在固化过程中会产生晶粒结构。为了达到最高的强度，铍颗粒是在带有惰性气体的粉末冶炼中形成的。铍六方晶格各向异性。铍粉需加热到900℃，在1000个大气压下形成镜胚，这些过程叫做真空热静压工艺。根据颗粒尺寸大小、分布、氧化铍的含量和温度等因素能够产生多种不同特性的铍等级，总的来说，低氧化物含量会产生性能好的铍反射镜。这时铍颗粒尺寸在40～110微米之间，其中99％小于70微米。铍颗粒的尺寸能够通过光散射进行测试。

铍镜坯可以通过传统的工艺进行加工，使之轻量化。不过在生产和加工过程中，要非常当心它所产生的细小颗粒（小于10微米），这些颗粒会漂浮于空气中，其毒性是致命的。采用湿磨工艺就可以避免这种危险，铍镜能被裸磨到25埃的粗糙度，铍镜可以镀镍，镍与铍在热膨胀系数方面十分匹配，而金属镍有着更好的面形精度。

更进一步的提高铍镜的综合性能采用铍镜的轻量化技术。BAT公司就用这个方法生产了一个实验镜片。在镜片的背部有大量的三角形孔可减少92％镜坯的质量。这个直径1.4米的主镜片几乎不需要面形控制器来控制面形。

图23：JWST拼合主镜采用的子镜面结构

如图23所示，在韦伯望远镜中，6.5米主镜由两圈18个六边形子镜面组成，子镜面共包括三种镜面形状。每个子镜面直径为1.315米。拼合主镜为椭球面形状，焦比为1.2；副镜是双曲面形状，焦比为9；第三镜是椭球面形状。三个镜面共同形成一个消球差、彗差和像散的光学成像系统。韦伯望远镜的外围子镜面在望远镜发射时是向中心子镜面折叠后存放的，将望远镜送入空间以后，必须打开子镜面，一开始18个子镜面不可能处在它们的理想位置，而是随机处在理想位置的附近。它们会在望远镜的焦面上呈现出18个模糊的像斑，子镜面的调整工作就是从这些像斑入手的。

在对子镜面进行控制时，镜面之间的同相位十分重要。同相位的过程分成两个步骤：第一，调整子镜面的斜率，使所有子镜面和它们的理想位置保持相互平行；第二，利用散射条纹相位传感器来测量相邻两个子镜片间的相位误差。这两个步骤是由一个闭环系统在空间环境下来完成的。

和哈勃空间望远镜不同，韦伯望远镜将位于地球以外的1.5×10⁶千米的空间，这个距离相当于五倍地球和月亮的距离。在这样的距离上，没有在空间进行维修的任何安排，所以望远镜的设计和制造必须有高度的可靠性。